Cefeidi: si tratta di stelle variabili che pulsano con un periodo compreso tra 1 e 70 giorni e con un'ampiezza di luce compresa tra le 0.1 e le 2 magnitudini. Possiedono una elevata luminosità e sono di classe spettrale del tipo F intorno all'istante del massimo, e di classe spettrale compresa tra il tipo G e il tipo K intorno all'istante del minimo.
Le cefeidi classiche hanno già convertito l'idrogeno in elio nel loro nucleo ed ora stanno cercando di convertire anche gli elementi più pesanti.
Esiste una relazione empirica periodo-luminosità, che lega la magnitudine assoluta di una stella (M), al suo periodo di pulsazione T.
La magnitudine assoluta M, la magnitudine relativa m e la sua distanza d (misurata in parsec) sono legate dalla relazione:

dove la differenza m-M è chiamata modulo di distanza.
E' possibile riscrivere la precedente relazione come:

Proposta da Paul Rybski, University of Wisconsin-Whitewater.

In tal modo, una volta noto il periodo di pulsazione T della cefeide, si ricava la sua magnitudine assoluta M; successivamente, misurata la magnitudine apparente m, si risolve la relazione precedente per la distanza d. Attualmente uno degli scopi in cui è coinvolto l'Hubble Space Telescope è proprio quello di catalogare le cefeidi di galassie molto lontane.